HI地域

HI 領域またはHI領域(読み: H one )は、中性原子状水素(HI) と、局所的に豊富に存在するヘリウムおよびその他の元素で構成される星間物質の雲です。 (H は水素の化学記号で、「I」はローマ数字です。天文学では、中性原子にはローマ数字の I を、一価イオン化には II (他の科学では H ^{+ )}、二重イオン化には III (たとえば OIII は O ⁺⁺ ) などを使用するのが通例です。 ^{[1] ) これらの領域は検出可能な}可視光を放射しませんが(水素以外の元素からのスペクトル線を除く)、 21 cm (1,420 MHz) 領域スペクトル線によって観測されます。この線の遷移確率は非常に低いため、観測するには大量の水素ガスが必要です。HI 領域が膨張するイオン化ガス ( HII 領域など) と衝突するイオン化前線では、後者は通常よりも明るく輝きます。 HI 領域での電離の程度は 10 ⁻⁴程度と非常に小さい(つまり 10,000 個に 1 個の粒子)。^[要出典]天の川銀河のような銀河の典型的な星間圧力では、HI 領域は100 K 未満または数千 K 以上の温度で最も安定します。これらの温度間のガスは、安定した温度領域のいずれかに達するために非常に急速に加熱または冷却されます。 ^[2]これらのいずれかの相では、ガスは通常、膨張するH II 領域の近くを除いて等温であると見なされます。 [ ^3]膨張する H II 領域の近くには高密度の HI 領域があり、衝撃波面によって乱されていない HI 領域から、電離面によって H II 領域から分離されています。^[3]

電波望遠鏡でHI放射をマッピングすることは、渦巻き銀河の構造を決定するために使用される技術です。また、銀河間の重力の混乱をマッピングするためにも使用されます。2つの銀河が衝突すると、物質が糸状に引き抜かれ、天文学者は銀河がどの方向に動いているかを判断できます。

HI 領域は、水素をイオン化するのに十分エネルギーの高い光子を効果的に吸収します。イオン化には 13.6電子ボルトのエネルギーが必要です。HI 領域は天の川銀河のいたるところに存在し、ロックマン ホールは極端紫外線と軟 X 線の波長で遠くの物体を明瞭に観測できる数少ない「窓」の 1 つです。

• GW 123.4-1.5

• アンダーソン、ケビン J & チャーチウェル、エド (1985)。「星雲の解剖学」天文学13 :66–71。書誌コード:1985Ast....13...66C。